Popolazioni stellari risolte, appunti esame

Importanza della componente di BSS in un ammasso

Per avere un'idea dell'importanza della componente di BSS in un ammasso, bisogna normalizzare N alla popolazione del cluster. Si definisce la "Frequenza specifica di BSS": NHB204. La frazione specifica di BSS varia da ammasso ad ammasso: a pari massa, a pari densità.

Sistemi di e hanno un numero e una diversa significativamente. Cosa può spiegare una frazione di BSS così diversa nonostante pari massa e densità?

1) Differenze dei due cluster: A parità di massa, ammassi di densità differente hanno una dinamica differente (in questo caso però le due densità centrali sono simili)

2) Differenze primordiali di binarie: la differenza nella frazione di blue stragglers negli ammassi potrebbe essere legata alla differenza di frazione delle binarie: in M3 questo caso infatti, che ha una frazione di BSS maggiore, ha anche una frazione di binarie maggiore (contro ).

ma questa caratteristica non si riscontra in tutti gli ammassi. M3 bin e M13 sono ammassi stellari. La frazione specifica di BSS in ammassi di diversa densità è 0. NGC 288: troviamo la frazione più alta di BSS mai osservata nell'ammasso meno denso che conosciamo. Come lo spieghiamo? NGC 288: bassa densità, basso tasso di collisione, le masse transfer BSS sono di M80: alta densità, alto tasso di collisione, BS di tipo collisionale. La frazione specifica di BSS in M80 è di circa il 40% se vedo tutti il campo di vista della camera che è stata usata (a bordo di HST, c'è una camera piccolina ad altissima risoluzione chiamata "planetary camera" che è stata piazzata nel core dell'ammasso): dell'1% se considero solo le stelle contate nella PC, nella regione centrale dell'ammasso, dove mi aspetto la più alta frequenza di collisioni. Se considero soltanto la PC, dove ho

Il massimo delle collisioni si trova in due sistemi differenti: uno in cui si trova una frequenza specifica di collisioni pari a quella di NGC 288, che è un ammasso collisionale, e uno non collisionale, con la stessa frequenza specifica di BSS. Ciò vuol dire che i due canali di formazione delle BS (Binary Stars) sono ugualmente efficienti: collisionali in ambienti poco densi (come M80), mentre sono frequenti ed efficienti in ambienti densi (come NGC 288).

La frazione specifica di BSS in ammassi con diverso stato dinamico è la seguente:

• M80: ammasso non ancora collassato ma vicino alla fase di core collapse
• NGC 6752: ammasso che ha superato la fase di core collapse (PCC: post-core collapse). Infatti, in questo ammasso la densità non è riprodotta da un singolo profilo di Kingma e presenta una cuspide centrale, il che fa pensare che questo ammasso sia già collassato, sia oltre la fase di core collapse.

NGC 6752 è un ammasso nella fase di post-core collapse.

Una BASSA frequenza di BSS questo ci fa le binarie vengano distrutte durante il core collapse. Pensare che M80 Come mai non è ancora collassato e l'altro ammasso sì? In M80 ci siano più binarie → Una possibilità è che queste riscaldano il core e inibiscono il collasso del core. Pensiamo infatti che il collasso del core venga evitato dal riscaldamento dovuto alla presenza di più binarie. Tutte queste opzioni sono delle possibili risposte ma non siamo riusciti a trovare una risposta definitiva alla domanda: cosa influenza la frazione di BSS in un ammasso?

DISTRIBUZIONE RADIALE DELLE BSS

La distribuzione radiale delle BSS in un ammasso ci permette di studiare la dinamica interna agli ammassi: perché? collisioni interazioni dinamiche Le e le tipiche delle BSS/sistemi binari sono più frequenti nelle regioni di alta densità. Inoltre la che fa scivolare le BSS, più massive, nelle

regioni→centrali degli ammassi, è maggiore nelle regioni centrali e minore in quelle esterne inoltre, ci aspettiamoche man mano che agisca, la frazione dinamica si estenda verso le BSS sempre più esterne: ci aspettiamoprogressivi effetti della frizione dinamica a distanze sempre maggiori.

Quindi le BSS, sia quelle centrali che quelle esterne, ci possono dare info sulle caratteristiche dinamiche diun ammasso: collisioni, interazioni dinamiche, frazione dinamica.

Come studiare la distribuzione delle BSS?

Combinando osservazioni- alta risoluzione angolaread (che mi permettono di studiare le BSS nelle regioni più interne) (alta→risoluzione angolare Space telescope (HST); ha capacità anche nell’UV perchè fuori dall’atmosfera;l’UV è importante per studiare le BSS perché sono stelle calde; ma conviene utilizzarlo anche nell’otticoper combinare le osservazioni dallo spazio con quelle fatte da terra)- grande

campocon osservazioni a (wide-field) per studiare le BSS nelle regioni esterne di un ammasso (osservazioni da terra). Quindi il gioco si fa con alta risoluzione angolare (Space Telescope, UV e ottico) e grande campo (essenzialmente ottico da terra).

206 prima immagine: osservazione ad alta risoluzione (ottenuta combinando due campi camera 2 e 3 di HST)

seconda immagine: osservazione a grande campo

Queste immagini sono state ottenute combinando osservazioni UV di HST con osservazioni ottiche a grande campo.

Abbiamo scelto un limite di magnitudine per escludere tutte le stelle che non fossero BSS. Abbiamo selezionato anche l'HB. Sono le stelle all'interno del campo di vista del mid-UV. In questo campo di vista abbiamo però anche stelle B, V, I dell'ACS per molte di queste stelle abbiamo sia i dati ultravioletti che i dati ottici. Quindi per queste stesse stelle ho anche la magnitudine ottica e posso costruirmi il diagramma ottico andando a vedere dove si

posizionando queste stelle che ho selezionato nell'UV.diagramma ottico. Alcune stelle stanno fuori dal boxe di BSS e HB nel piano ottico. Perché devo passare dal piano UV (dati HST) al piano ottico (dati HST)? Perché ho bisogno delle boxe di selezione nel piano ottico? Perché devo selezionare le stelle anche nelle osservazioni da terra, che sono solo ottiche? In questo modo combino i dati HST con i dati delle osservazioni da terra (ground-based). I boxe scelti nell'UV (HST) li vado ad estendere nella banda ottica in modo da poterli confrontare con le osservazioni ottiche da terra. Il boxe delle BSS ha un certo grado di arbitrarietà.

Perché nel campo di vista delle osservazioni di HST il boxe che contiene le BSS è più stretto ed esclude molte stelle? Perché se l'avessi esteso anche alle due stelle esterne cercate in rosso, avrei integrato anche un sacco di stelle di RGB con un grande errore fotometrico. Abbiamo quindi fatto

una scelta di tipo "conservativo" per andare a selezionare stelle che effettivamente sono BSS e non blend, stelle di AGB o stelle di campo. Ogni caso è diverso, non c'è una regola di selezione perché dipende da quanto campo, dall'incertezza fotometrica, ecc. La mappa delle BSS selezionate sia nel campo di HST sia nel grande campo (osservazioni da terra). Come tracciare la distribuzione radiale delle BS? Si divide la mappa in anelli: lo spessore e la distanza relativa degli anelli va scelta in modo arbitrario, combinando criteri statistici. NB: nelle osservazioni ad alto campo (da terra) oscuriamo il centro dell'ammasso a causa del crowding. La parte centrale dell'ammasso viene campionata solo con osservazioni ad alta risoluzione angolare (HST). NB: Come si sceglie il centro dell'ammasso? Per molti anni è stato scelto come il punto in cui si ha il picco della brillanza superficiale. Qual è il problema di questo approccio? Ilproblema è simile a quello che abbiamo discusso per la cinematica, quando abbiamo fatto il profilo di densità. Spesso il picco di brillanza superficiale è spostato dal centro dell'ammasso a causa della presenza di pochissime stelle più brillanti fuori dal centro (questo metodo quindi è affetto da baias). Quindi il metodo più efficiente consiste NON nel guardare il picco della brillanza, ma nel fare conteggi di stelle e nel fare la media geometrica della posizione delle stelle. Tramite una procedura iterativa si selezionano anelli nella mappa in cui si va a calcolare la posizione geometrica delle stelle. Questa procedura produce una convergenza che è il centro gravitazionale dell'ammasso. Quindi, ritornando alla distribuzione radiale, si suddivide la mappa in anelli concentrici e si conta il numero di BSS e di HB all'interno di ciascun anello. Si ottiene il seguente grafico: frazione specifica rapporto del

Il numero di BSS rispetto al numero di stelle di HB in funzione del raggio dell'ammasso (normalizzato per il raggio del core). La frazione specifica mostra il seguente andamento:

• Picco centrale delle BSS rispetto all'HB (regione centrale dell'ammasso)
• Successivamente la frazione specifica raggiunge il minimo: ad una certa distanza radiale il numero di BBS rispetto all'HB raggiunge il minimo
• La frazione di BSS ricresce, in quello che viene chiamato "ramo crescente"

Indicatore alternativo per studiare la distribuzione radiale delle BSS:

1. Conto il numero di stelle di HB e costituisco il Double normalized ratio j
2. Dal teorema del consumo di carburante abbiamo visto che il numero di stelle in una certa fase è dato dal prodotto tra il flusso evolutivo specifico, la luminosità e la durata della fase evolutiva. Questa equazione NON vale solo su tutto l'ammasso, ma anche su una piccola frazione campionata di ammasso.

n = B(t)

L t (1){ j,TOT TOT jn = B(t) L t (2)j,samp samp j j

Quindi, alla fine si arriva al fatto che il rapporto tra il numero di stelle in fase (samp = numero di stellecampionate in qualunque anello in cui mi metta) e la luminosità campionata in un certo anello dell’ammassojè pari al flusso evolutivo per la durata della fase evolutiva :n j,TOT −1(1) ⇒ = B(t) t n n( )